Начинается аномальное затмение звезды Эпсилон Возничего

Раз в 27 лет довольно яркая звезда ε (эпсилон) Возничего (ε Aurigae) тускнеет — начинается ее затмение каким-то объектом, обращающимся вокруг звезды с периодом в 27 лет и один месяц. Длится затмение почти два года — в течение полугода яркость Aurigae медленно снижается, пока не достигнет половины дозатменного уровня. Еще чуть меньше года звезда проводит в минимуме блеска, а затем полгода выбирается на обычный уровень, чтобы прожить на нем еще 25 лет.

Расписание затмения (приблизительное):

• Начало частной фазы — 6 августа 2009 года.
• Начало полной фазы — 21 декабря 2009 года.
• Середина затмения — 1 августа 2010 года.
• Конец полной фазы — 12 марта 2011 года.
• Конец частной фазы — 15 мая 2011 года.

Очередное затмение начинается как раз в эти дни, формальная дата — 6 августа. Тем не менее указывать эту дату с точностью до одного дня неверно. Это все равно что с точностью до 1 мм проводить на холмистой Валдайской возвышенности черту, от которой начинается спуск к Балтийскому морю: и в промежутках между затмениями эпсилон Возничего слегка меняет свой блеск, немного пульсируя.

Затменные переменные

Светила, с которыми регулярно случаются затмения, астрономам хорошо известны. Их так и называют — затменно-переменные звезды. Период этих изменений меняется от часов до десятилетий (ε Возничего как раз рекордсмен среди известных затменно-переменных), а глубина затмения — от почти 100−процентной до долей этого самого процента.

Глубина зависит от геометрии системы и размеров затмевающего звезду тела: крупный сосед может закрыть звезду целиком, а маленькая планета лишь чуть-чуть изменит блеск, когда проходит по диску светила. Зависит глубина и от того, как ярко светится затмевающее тело: его-то поверхность мы продолжаем видеть и во время затмения.

Затменно-переменные звезды сыграли ключевую роль в понимании физики звезд, их реального строения и эволюции. Изучение параметров затмения (глубины, продолжительности, периода) позволяет вычислить характеристики звезд, недоступные прямому измерению — размер, массу, параметры орбиты. Именно так долгие годы проверяют и уточняют теории звездного строения, а потому наблюдения затменно-переменных звезд продолжаются до сих пор.

Загадка из Возничего

Для ε Возничего все эти параметры также удалось определить. Ее масса, к примеру, составляет около 15 масс Солнца, а размер и температура очень хорошо соотносятся с наблюдаемой светимостью. Если верить анализу наблюдений, вокруг главного светила крутится звезда примерно такой же массы, и это именно она вызывает затмения.

Проблема лишь в том, что этой звезды почему-то не видно. И вызванные ею затмения тянутся необъяснимо долго — как будто размер темного объекта составляет 4 млрд км. В классических книжках по астрономии, изданных несколько десятилетий назад, вторую компоненту даже официально именовали «самой крупной из известных звезд». Согласно более или менее принятой сегодня модели, настоящая причина затмений — мощный газопылевой диск, окружающий вторую компоненту системы. Он поглощает ее свет, и он же удлиняет затмение видимой компоненты. Именно его медленное вползание на яркую звезду мы можем наблюдать в эти дни.

Быстрые перемены

Правда, на этом загадки не заканчиваются. Примерно в середине затмения ε Возничего иногда начинает лихорадочно менять блеск, как будто в закрывающем ее диске имеются какие-то окна. К тому же от затмения к затмению его продолжительность сокращается — и это притом что длительность полной фазы затмения за последние полвека увеличилась на четверть. Если экстраполировать прежние изменения на нынешний минимум, выход из него может составить всего несколько недель.

Как объяснить эти изменения, ученые пока не знают. Возможно, яркая центральная звезда заметно меняется в размерах, но тогда эти явления должны происходить на очень короткой временной шкале, совсем не характерной для звездной эволюции. Возможно, мы наблюдаем какие-то непонятные процессы в темном диске, которые постепенно меняют его геометрию.

Покажи козу теории

Устоит ли модель темного диска после нынешнего затмения, пока не может сказать никто. Чтобы проверить ее, профессиональным астрономам нужно как можно больше измерений блеска светила.

Помочь «свалить» теорию может любой желающий.

Найти ε Возничего на небе совсем несложно. Эта звездочка третьей (пока!) звездной величины находится всего в 3,5 градусах (семи лунных дисках) от яркой Капеллы. Переменная звезда — это вершина острого угла крохотного вытянутого треугольничка, примыкающего к Капелле. Именно с яркой звезды и стоит начинать поиски; в России, за исключением самого юга страны, она никогда не заходит за горизонт. Зимней ночью желтая Капелла украшает небо высоко над Орионом; летом ее можно найти невысоко в северной части неба.

Чтобы оценить блеск светила, стоит подобрать две звезды для сравнения — одну чуть ярче, другую чуть слабее, чем оцениваемая звезда, — и попробовать поместить последнюю на мысленной шкале между ними. Две других вершины маленького треугольника – левая η (эта) и правая ζ (дзета) Возничего очень хорошо подходят для этой цели. На данный момент обе они тусклее загадочной ε, но уже скоро картина изменится: в ближайшие недели переменная должна сравняться с этой, а через полгода ее блеск упадет примерно до уровня дзеты.

Если, конечно, эта звезда не преподнесет нам новых сюрпризов. Именно для того чтобы вовремя заметить их, астрономы и просят публику приглядеться к загадочной звезде. Ведь следующий шанс наступит лишь в 2036 году.

Читайте также о двойной звездной системе, окружившей себя пылевой туманностью, а также об умирающей звезде Бетельгейзе и взорвавшейся звезде в Малом Магеллановом облаке.

Артём Тунцов, Infox.ru